NebULoSAS - Revista Digital Universitaria

Revista Digital Universitaria
1 de octubre 2011 • Volumen 12 Número 10 • ISSN: 1067-6079
Las nebulosas planetarias, una
etapa espectacular en la
evolución de las estrellas
Dra. Silvia Torres
© Coordinación de Acervos Digitales. Dirección General de Cómputo y de
Tecnologías de Información y Comunicación -UNAM
Se autoriza la reproducción total o parcial de este artículo, siempre y cuando se cite la fuente completa y su dirección electrónica.
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1 de octubre 2011 • Volumen 12 Número 10 • ISSN: 1067-60710
Las nebulosas planetarias, una etapa espectacular en la
evolución de las estrellas
Resumen:
Las nebulosas planetarias son las etapas finales de la evolución de las estrellas similares al Sol.
Estos objetos son brillantes y espectaculares por lo que su estudio nos ha dado información
sobre las estrellas progenitoras, así como sobre las modificaciones que sufrido el gas en nuestra
galaxia. Son muchos los aspectos que se estudian sobre estos objetos tan interesantes.
Palabras clave:
astrofísica, materia interestelar, nebulosas planetarias.
Planetary nebulae, a spectacular stage in stellar evolution
Abstract:
Planetary nebulae are the final stages of the evolution of stars similar to the Sun. They are bright
and spectacular thereby their study has provided informaction about their progenitor stars, as well
as about the changes that the interstellar matter has undergone. There are many topics of interest
about these exciting objets.
Keywords:
astrophysics, interstellar matter, planetary nebulae.
La materia entre las estrellas
El espacio entre las estrellas no está vacío. Existen en él gas y pequeñísimas partículas sólidas.
A esto se le llama materia interestelar. Aunque las densidades a las que se encuentran son
bajísimas, los volúmenes del espacio son tan grandes que la cantidad de materia que hay en éste
no es despreciable. Hay sitios en donde la materia está más densa y forma nubes que ocupan
parte del espacio, mientras que en otros se encuentra más diluida, ocupando todo el espacio.
Son muchas las condiciones en las que se encuentra la materia interestelar, pues en algunas
direcciones se encuentra en forma de nubes brillantes; en otras en forma de nubes densas y
oscuras, en las que el gas se encuentra en estado molecular y a partir de las cuales se están
formando estrellas; en otras más se encuentra muy diluida a altísimas temperaturas, etcétera.
Dependiendo de su estado, son distintas las observaciones que se pueden hacer para entender
las condiciones en las que se encuentra. Es decir, a distintas longitudes de onda, se pueden
apreciar diferentes fases del gas; diversos estados de ionizacion, y distintas condiciones de
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densidad y temperatura. Este gas puede estar a distintas temperaturas y densidades, y se
manifiesta de diferentes formas. En las nubes más frías se encuentra en forma de moléculas, de
H2, CO, etcétera, y emite radiación de microondas; en las nubes donde el hidrógeno es neutro,
emite ondas de radio, y en las nubes donde el hidrógeno está caliente, se observa en luz visible.
En algunos sitios que se encuentran a altísimas temperaturas, se puede observar el gas en rayos
X.
Acompañando al gas está el polvo, que son partículas sólidas muy pequeñas que están presentes
en el espacio interestelar.
El polvo se descubrió porque hay zonas en el cielo que parecen
estar desprovistas de estrellas. Ahí se ve el cielo muy oscuro, en contraste con el brillo en zonas
cercanas. En estas zonas, la deficiencia aparente de estrellas se debe a que hay nubes densas
de gas y polvo delante de ellas, en las que éste impide ver las estrellas más alejadas, ya que
absorbe su luz.
Podemos decir que la material que hay entre las estrellas es principalmente hidrógeno y helio,
y con pequeñas cantidades de todos los demás elementos químicos. Por su parte, el polvo
interestelar está constituido por elementos como carbono, silicio, magnesio y oxígeno, que no
son muy abundantes en el espacio interestelar. Además están recubiertos de hielos de amoniaco,
metano y agua.
El estudio del gas y el polvo permite determinar la estructura de la Galaxia y los movimientos de
éste en las distintas partes de los brazos espirales. También se puede determinar la densidad, la
temperatura y la composición química del gas en las distintas regiones, así como la interacción
entre éste y las estrellas. En las nubes densas, su estudio nos ayuda a entender los procesos de
formación de nuevas estrellas.
Además de estudiar el estado de las diferentes regiones de gas, los astrónomos intentamos
entender los procesos que dieron lugar a ellas y cuál es el estado que sigue a ellas. Es decir, si se
trata de una nube de gas caliente, requerimos entender a qué se debe que esté caliente el gas,
cómo se formó y cuáles son los procesos de destrucción a los que está sujeta.
Nebulosas planetarias
Entre los objetos más interesantes se encuentran las llamadas Nebulosas planetarias. Se trata
de un conjunto formado por una estrella caliente, al final de su evolución, rodeada por una nube
de gas que la estrella misma arrojó al espacio recientemente. La combinación de estrella caliente
y gas cercano a ésta, hacen que el gas se ilumine debido a la radiación ultravioleta de la estrella,
por lo que el gas brilla en forma espectacular.
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Figura 1. La nebulosa planetaria NGC 5307 en la constelación de Centauro. Es un ejemplo de una
nebulosa planetaria con forma espiral. Imagen cortesía del Telescopio Espacial Hubble de NASA/
ESA.
Se trata de las fases finales de estrellas semejantes al Sol (a las que llamamos estrellas de masa
intermedia), las cuales después de agotar su combustible nuclear se despojan de las partes
externas de la estrella, arrojándola al espacio, y mientras tanto la region central de la estrella que
se encuentra muy concentrada, evoluciona hasta alcanzar el estado de enana blanca. La fase
de nebulosa planetaria es muy breve en tiempos astronómicos, pues no se prolonga más allá de
cerca de entre 10,000 y 100,000 años, dependiendo de la estrella progenitora. Esto debido a que
el gas que fue parte de la estrella se aleja de ésta y se diluye cada vez más y simultáneamente la
estrella central brillará cada vez con menor intensidad.
En el caso del Sol, sabemos que lleva 4 600 millones de años en un estado semejante al
actual, puesto que en su interior está transformando hidrógeno en helio, lo que genera enormes
cantidades de energía, que es la que mantiene la fase en la que se encuentra el Sol por tiempos
muy prolongados. Finalmente dentro de 7 300 millones de años, después de varias fases como
estrella gigante, el Sol dará origen a una nebulosa planetaria.
En realidad, los tiempos de evolución de las estrellas y las fases por las que transcurren dependen
de la masa original de las estrellas. Aquellas semejantes al Sol (entre el 0.6 y 8 masas solares)
terminan su evolución como nebulosas planetarias.
Las de masa menor que el 60% de la masa solar no han tenido tiempo de agotar su combustible,
aún cuando se hayan formado desde el principio de la formación de nuestra galaxia. Por su parte,
las de mayor masa que 8 veces la masa del Sol, tendrán una evolución muy rápida dando lugar a
supernovas con residuos que pueden ser estrellas de neutrones, u hoyos negros. Se piensa que
son las estrellas de más de 40 masas solares las que dan lugar a un hoyo negro.
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Estos datos se refieren a la evolución de las estrellas aisladas. El problema se complica en el
caso de las estrellas dobles que intercambian masa. Como la combinación posible de pares
de estrellas es muy variada, el estudio de la evolución de las estrellas dobles es mucho más
complejo.
Las estrellas enriquecen el espacio
Cuando se formó el Universo, hace trece mil setecientos millones de años, sólo se formaron
dos tipos de átomos: el hidrógeno y el helio. Las primeras estrellas se formaron a partir de la
contracción de las nubes de gas que contenían exclusivamente esos elementos tan simples y
fue durante su evolución que crearon los demás elementos. Cuando estas primeras estrellas
concluyeron su evolución arrojaron materia al espacio, parte de ella enriquecida con los elementos
químicos nuevos que ellas mismas sintetizaron, como el carbono y el oxígeno.
Las estrellas de gran masa que explotan como supernovas, son las que producen todos los
elementos químicos distintos del hidrógeno y lanzan este material al espacio, es decir, producen
todos los elementos químicos, incluyendo los más pesados que el hierro, que van a contribuir a
modificar el gas entre las estrellas.
Las estrellas de masas intermedias, similares al Sol, consumen hidrógeno dentro de sus núcleos
para producir helio. Posteriormente transforman este último en carbono, nitrógeno y oxígeno.
Estas sustancias se mezclan con el material original en las capas externas, las cuales son
arrojadas al espacio.
Aunque las supernovas son las principales responsables de la modificación de los gases entre
las estrellas, también las nebulosas planetarias contribuyen al proceso
de enriquecimiento del medio interestelar, aunque lo hacen principalmente con helio, carbono y
nitrógeno fresco. La contribución por cada una de estas estrellas es muy modesta, sin embargo
éstas son mucho más numerosas que las supernovas, por lo que su efecto neto es importante. Se
considera que la contribución de la modificación de helio, y carbono es de cerca del 50%, debido
a las supernovas y otro tanto debido a las nebulosas planetarias, en tanto que estas últimas han
producido el 80% del nitrógeno del Universo.
Durante toda la historia de la galaxia ha habido un entramado de formación y destrucción de
estrellas, cada una de ellas a su propio ritmo, ya que los tiempos de vida son muy distintos
para las estrellas de mucha masa, que para las estrellas de poca masa. Cada una de las
estrellas que se destruye contribuye a modificar un poco el medio interestelar. Así, la siguiente
generación de estrellas se forma de un material ligeramente diferente del anterior. Se requieren
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varias generaciones de estrellas para enriquecer el medio interestelar, a fin de que se puedan
formar sistemas solares como el nuestro, donde la abundancia de elementos como el oxígeno y
el carbono sea considerable.
Mediante el estudio de las nebulosas planetarias y otras nubes gaseosas, se ha descubierto que
en las regiones centrales de la galaxia hay una abundancia mayor de elementos como el oxígeno,
hierro y otros elementos distintos del hidrógeno, que en las partes externas. Esto se debe a que la
tasa de formación estelar es mayor en el centro que en la orilla, debido a que es mayor la cantidad
de materia disponible para la creación de estrellas.
Figura 2. La nebulosa planetaria NGC 7662 en la constelación de Andrómeda, tambien conocida
como bola de nieve azul. Su tamaño angular es de 30”. Imagen cortesía del Telescopio Espacial
Hubble de NASA/ESA.
Nosotros mismos estamos constituidos por una gran variedad de elementos químicos. La base
de nuestro cuerpo son el oxígeno, el carbono, el hidrógeno y el nitrógeno. Además tenemos,
aunque en menor proporción, otros elementos. Recordemos que hemos dicho que el hidrógeno
y el helio se formaron desde los primeros momentos de la Gran Explosión, pero el resto de los
elementos se formó en el interior de las estrellas. Éstos fueron lanzados después al espacio y de
ahí se formó el Sistema Solar, del que formamos parte. Es decir, que gran parte de nuestro cuerpo
estuvo en el interior de alguna estrella. ¡Somos polvo de estrellas!
Los estudiosos de las nebulosas planetarias intentan determinar su distancia, las propiedades
de las estrellas centrales y el gas, sus movimientos de expansión, la edad de la formación de la
envolvente, su composición química, su distribución de los distintos estados del gas (moléculas,
gas neutro, gas ionizado, etcétera) y las propiedades del polvo de la envolvente, entre otras
preguntas.
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Figura 3. Este objeto todavía no es una nebulosa planetaria, pues la estrella central no está
suficientemente caliente. Se trata de CRL618 en la constelación del Cochero (Auriga). Imagen
cortesía del Telescopio Espacial Hubble de la NASA/ESA.
La búsqueda de nebulosas planetarias en nuestra galaxia nos permite conocer apenas cerca
de 3,000 objetos, mientras que en otras galaxias la exploración ha sido muy eficaz. En unos
cuantos años se han identificado cerca de 7,000 diferentes nebulosas planetarias en más de 55
galaxias. Estas investigaciones no solamente nos permiten conocer mejor las propiedades de las
nebulosas mismas, sino que también se emplean para determinar algunas características de las
galaxias, tales como la distancia a la que se encuentran, las velocidades de rotación y el tamaño
de las mismas.
Puedo decir que las nebulosas planetarias han apasionado a muchos astrónomos desde su
descubrimiento en 1738 y nos siguen intrigando, pues aunque conforme pasa el tiempo se
conocen más detalles de las mismas, cada vez surgen nuevas preguntas sobre ellas.
Bibliografía
Torres, S., Fierro, J. (2009) Nebulosas planetarias: la hermosa muerte de las estrellas. México:
Fondo de Cultura Económica.
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